متغير RV Tauri
النجوم المتغيرة RV Tauri هي نجوم متغيرة لامعة تتميز بتغيرات ضوئية مميزة مع تناوب بين الحد الأدنى العميق والحد الأدنى الضحل.
التاريخ والاكتشاف
رصد الفلكي الألماني فريدريش فيلهلم أرغيلاندر التغيرات المميزة في سطوع نجم R Scuti من عام 1840 إلى عام 1850. ولوحظ أن نجم R Sagittae متغير في عام 1859، ولكن لم يتم التعرف على فئة النجوم المتغيرة كفئة مستقلة إلا بعد اكتشاف الفلكية الروسية ليديا تسيرسكايا لنجم RV Tauri في عام 1905. [ 1 ]
تم تحديد ثلاث مجموعات طيفية: [ 2 ]
- النوع A ، GK-type مع أطياف من النوع G أو K بشكل لا لبس فيه
- تُظهر أطياف B و Fp(R) عدم اتساق، حيث توجد سمات الفئات F و G والفئات اللاحقة معًا، بالإضافة إلى سمات الكربون (الفئة R).
- C ، Fp ، أطياف مميزة ذات خطوط امتصاص ضعيفة بشكل عام وبدون نطاقات كربون قوية
يتم تصنيف نجوم RV Tauri بشكل أكبر إلى نوعين فرعيين ضوئيين بناءً على منحنيات الضوء الخاصة بها: [ 3 ]
- RVa : هذه متغيرات RV Tauri التي لا يتغير متوسط سطوعها
- RVb : هذه متغيرات RV Tauri التي تُظهر تغيرات دورية في متوسط سطوعها، بحيث تتغير قيمها القصوى والدنيا على فترات زمنية تتراوح من 600 إلى 1500 يوم.
لا ينبغي الخلط بين الأنواع الفرعية الضوئية والأنواع الفرعية الطيفية التي تستخدم الأحرف الكبيرة، والتي غالبًا ما تُضاف إلى RV: RVA وRVB وRVC. يستخدم الفهرس العام للنجوم المتغيرة اختصارات تتكون من أحرف كبيرة لتحديد أنواع التغير، ولذلك يستخدم RVA وRVB للإشارة إلى النوعين الفرعيين الضوئيين. [ 4 ]
ملكيات
تُظهر متغيرات RV Tau تغيرات في اللمعان مرتبطة بالنبضات الشعاعية لأسطحها. كما ترتبط تغيرات سطوعها بتغيرات في نوعها الطيفي . ففي أقصى سطوعها، يكون نوعها الطيفي F أو G، بينما في أضعف حالاتها ، يتغير نوعها الطيفي إلى K أو M. وقد يصل الفرق بين أقصى سطوع وأدنى سطوع إلى أربعة مقادير . وتتراوح فترة تقلبات السطوع من أدنى مستوى سطوع إلى المستوى الذي يليه عادةً بين 30 و150 يومًا، وتتميز بتناوب بين أدنى مستويات سطوع أولية وثانوية، والتي قد تتغير بالنسبة لبعضها البعض. وللمقارنة مع متغيرات Cepheid من النوع الثاني الأخرى، مثل متغيرات W Virginis ، فإن هذه الفترة الرسمية تساوي ضعف فترة النبض الأساسية. لذلك، على الرغم من أن الحد التقريبي بين متغيرات W Virginis ومتغيرات RV Tau هو فترة نبض أساسية تبلغ 20 يومًا، إلا أن متغيرات RV Tau تُوصف عادةً بفترات تتراوح بين 40 و150 يومًا.
تتسبب النبضات في أن يكون النجم في أقصى درجات حرارته وأصغر حجمه تقريبًا في منتصف المسافة بين أدنى مستوى له وأقصى مستوى له. وتُسجّل أدنى درجات الحرارة بالقرب من أدنى مستوى له. [ 2 ] عندما يزداد سطوع النجم، تظهر خطوط انبعاث الهيدروجين في الطيف، وتتضاعف العديد من الخطوط الطيفية نتيجة لموجة صدمية في الغلاف الجوي. وتتلاشى خطوط الانبعاث بعد بضعة أيام من بلوغ النجم أقصى سطوع له. [ 4 ]
يُعدّ النجم RV Tauri النموذج الأولي لهذه المتغيرات، وهو من نوع RVb، ويتميز بتغيرات في السطوع تتراوح بين القدر الظاهري +9.8 و+13.3، ودورة رسمية تبلغ 78.7 يومًا. أما ألمع نجم في هذه الفئة، R Scuti ، فهو من نوع RVa، ويتراوح قدره الظاهري بين 4.6 و8.9، ودورة رسمية تبلغ 146.5 يومًا. ويُعدّ النجم AC Herculis مثالًا على متغير من نوع RVa.
يبلغ لمعان متغيرات RV Tau عادةً بضعة آلاف من أضعاف لمعان الشمس، مما يضعها في الطرف العلوي لنطاق عدم استقرار W Virginis . ولذلك، تُعتبر متغيرات RV Tau، إلى جانب متغيرات W Vir، أحيانًا فئة فرعية من متغيرات Cepheid من النوع الثاني . وتُظهر هذه المتغيرات علاقات بين دوراتها وكتلها ولمعانها، وإن لم تكن بدقة متغيرات Cepheid التقليدية . وعلى الرغم من أن أطيافها تبدو كعملاقات فائقة، عادةً من النوع Ib، وأحيانًا من النوع Ia، فإن لمعانها الفعلي لا يتجاوز بضعة آلاف من أضعاف لمعان الشمس. ويعود سبب لمعانها الفائق إلى انخفاض جاذبية سطحها بشكل كبير، نظرًا لانخفاض كتلة النجوم النابضة ذات الكتلة المنخفضة والمتخلخلة.
تطور
تُعدّ متغيرات RV Tauri نجومًا شديدة اللمعان، وعادةً ما تُصنّف ضمن فئة اللمعان الطيفي للعملاقات الفائقة . مع ذلك، فهي أجسام ذات كتلة منخفضة نسبيًا، وليست نجومًا فتية ضخمة. يُعتقد أنها نجوم بدأت حياتها شبيهة بالشمس، ثم تطورت إلى نهاية فرع العملاق المقارب (AGB). تصبح نجوم AGB المتأخرة غير مستقرة بشكل متزايد، وتُظهر تغيرات كبيرة في السعة كمتغيرات ميرا ، وتتعرض لنبضات حرارية نتيجة اندماج أغلفة الهيدروجين والهيليوم الداخلية بالتناوب، وتفقد كتلتها بسرعة. في النهاية، يقترب غلاف الهيدروجين كثيرًا من السطح، ويصبح غير قادر على إطلاق المزيد من النبضات من غلاف الهيليوم الأعمق، ويبدأ باطن النجم الساخن بالظهور نتيجة فقدان الطبقات الخارجية. تبدأ هذه الأجسام التي تلي مرحلة AGB في الازدياد سخونةً، متجهةً نحو التحول إلى قزم أبيض، وربما سديم كوكبي.
عندما ترتفع درجة حرارة نجم ما بعد مرحلة العملاق المقارب (AGB)، فإنه يعبر نطاق عدم الاستقرار ، ويبدأ بالنبض بنفس طريقة النجوم المتغيرة القيفاوية التقليدية. يُعتقد أن هذه النجوم هي نجوم RV Tauri. من الواضح أن هذه النجوم هي نجوم من النوع الثاني (Population II) تعاني من نقص المعادن ، إذ يستغرق تطور النجوم ذات الكتلة المماثلة إلى ما بعد مرحلة العملاق المقارب حوالي 10 مليارات سنة. أصبحت كتلتها الآن أقل من كتلة شمسية واحدة (1 M☉ )، حتى بالنسبة للنجوم التي كانت في البداية من الفئة B على التسلسل الرئيسي.
على الرغم من أن عبور شريط عدم الاستقرار بعد مرحلة العملاق المقارب (AGB) يفترض أن يحدث خلال فترة تُقاس بآلاف السنين، بل وحتى مئات السنين بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة، إلا أن نجوم RV Tau المعروفة لم تُظهر الزيادة التدريجية المتوقعة في درجة الحرارة. يمتلك النجم السلف من التسلسل الرئيسي لهذا النوع كتلة قريبة من كتلة الشمس، على الرغم من أنه فقد بالفعل حوالي نصف هذه الكتلة خلال مرحلتي العملاق الأحمر والعملاق المقارب. ويُعتقد أيضًا أنها في الغالب نجوم ثنائية محاطة بقرص غباري. [ 5 ]
ألمع الأعضاء
يوجد ما يزيد قليلاً عن 100 نجم معروف في كوكبة الثور. [ 6 ] فيما يلي قائمة بألمع نجوم كوكبة الثور. [ 7 ]
| نجم | ألمع قدر ظاهري [ 6 ] | أقل سطوع [ 6 ] | الفترة [ 6 ] (أيام) | المسافة [ 8 ] ( فرسخ فلكي ) | اللمعان [ 8 ] ( L ☉ ) | نصف القطر [ 8 ] R ☉ | درجة الحرارة [ 8 ] (كلفن) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| R Sct [ a ] [ 5 ] | 4.2 | 8.6 | 140.2 | 750 ± 290 | 9400 ± 7100 | 4500 | |
| جامعة مون | 5.1 | 7.1 | 92.26 | 1111 +137 −102 | 5480 +1764 -882 | 100.3 +18.9 −13.2 | 5000 |
| AC Her | 6.4 | 8.7 | 75.4619 | 1276 +49 −44 | 2475 +183 −209 | 47.1 +4.7 −4.1 | 5900 |
| V Vul | 8.1 | 9.4 | 75.72 | 1854 +160 −140 | 2169 +504 −315 | 77.9 +13.0 −10.1 | 4500 |
| AR Sgr | 8.1 | 12.5 | 87.87 | 2910 [ 9 ] | 1368 [ 9 ] | 58 [ 9 ] | 4627 [ 9 ] |
| جوهرة إس إس [ ب ] | 8.3 | 9.7 | 89.31 | 3423 +836 −488 | 17,680 +12,800 −6,400 | 150.6 +41.7 −34.8 | 5600 |
| R Sge | 8.5 | 10.5 | 70.594 | 2475 +353 −229 | 2329 +744 −638 | 61.2 +12.4 −9.9 | 5100 |
| أيسكو | 8.5 | 11.7 | 71.0 | 4260 [ 9 ] | |||
| تكساس أوف | 8.8 | 11.1 | 135 | 5368 [ 9 ] | 4282 [ 9 ] | ||
| مركبة تاو الترفيهية | 8.8 | 12.3 | 76.698 | 1460 +153 −117 | 2453 +605 −403 | 83.4 +12.8 −12.8 | 4500 |
| مركز SX | 9.1 | 12.4 | 32.967 | 4,429 +1,071 −605 | 3684 +2315 -842 | 61.1 +14.7 −9.8 | 6000 |
| يو زد أوف | 9.2 | 11.8 | 87.44 | 6676 [ 9 ] | 4232 [ 9 ] | ||
| كاميرا TW [ ج ] [ 10 ] | 9.4 | 10.5 | 85.6 | 2700 ± 260 | 3000 ± 600 | 58 [ 9 ] | 4700 |
| تي تي أوف | 9.4 | 11.2 | 61.08 | 2535 +221 −172 | 714 +131 −102 | 38.5 +5.4 −4.5 | 5000 |
| UY CMa [ 5 ] | 9.8 | 11.8 | 113.9 | 8400 ± 3100 | 4500 ± 3300 | 5500 | |
| دي إف سيج | 9.8 | 14.2 | 49.8080 | 2737 +240 −186 | 815 +155 −116 | 39.9 +6.4 −4.5 | 4840 |
| سي تي أوري | 9.9 | 11.2 | 135.52 | 4822 [ 9 ] | |||
| جوهرة SU [ 5 ] | 9.9 | 12.2 | 50.12 | 2110 ± 660 | 1200 ± 770 | 5750 | |
| HP Lyr [ 10 ] | 10.2 | 10.8 | 70.4 | 6700 ± 380 | 3900 ± 400 | 5900 | |
| Z Aps | 10.7 | 12.7 | 37.89 | 3600 [ 9 ] | 519 [ 9 ] | 31.5 [ 9 ] | 4909 [ 9 ] |
| محكمة القوات المسلحة [ 11 ] | 10.87 | 11.47 | 31.16 | 4320 ± 1100 [ 12 ] | 1700 ± 750 [ 12 ] | 41.63 | 5750 [ 13 ] |
- قد يكون النجم R Sct أقل سطوعًا مما هو مذكور في الجدول. وقد يكون نجمًا من نوع AGB نابضًا حراريًا ، تم رصده في مرحلة احتراق الهيليوم بدلًا من كونه نجمًا في مرحلة ما بعد AGB. [ 5 ]
- ↑ من المرجح أن يكون SS Gem من النوع Cepheid من المجموعة I [ 8 ]
- ↑ قد يكون تقدير مسافة كاميرا TW كبيرًا جدًا. [ 5 ]
انظر أيضاً
مراجع
- ↑ جيراسيموفيتش، بي بي (1929). "دراسات حول المتغيرات شبه المنتظمة. السادس. دراسة عامة لمتغيرات RV Tauri". نشرة مرصد كلية هارفارد . 341 : 1-15 . Bibcode : 1929HarCi.341....1G .
- 1 2 روسينو، ل. (1951). "أطياف المتغيرات من النوعين RV Tauri و Yellow Semiregular" . مجلة الفيزياء الفلكية . 113 : 60. Bibcode : 1951ApJ...113...60R . doi : 10.1086/145377 .
- ↑ أوسترهوف، ب. ث. (1966). "القرارات التي اعتمدتها اللجنة 27". معاملات الاتحاد الفلكي الدولي . 12 : 269. رمز Bibcode : 1966IAUTB..12..269O .
- 1 2 جيريدار، سونيترا؛ لامبرت، ديفيد L.؛ غونزاليس، غييرمو (2000). “تحليلات وفرة Field RV Tauri Stars. V. DS Aquarii، UY Arae، TW Camelopardalis، BT Librae، U Monocerotis، TT Ophiuchi، R Scuti، و RV Tauri”. مجلة الفيزياء الفلكية . 531 (1): 521-536 . أرخايف : astro-ph/9909081 . بيب كود : 2000ApJ...531..521G . دوى : 10.1086/308451 . S2CID 119408774 .
- 1 2 3 4 5 6 دي رويتر، س.؛ فان وينكل، هـ.؛ دومينيك، س.؛ ووترز، ل.ب.ف.م.؛ ديجونغ، هـ. (2005). "معالجة الغبار القوية في الأقراص المحيطة بستة نجوم من نوع RV Tauri". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 435 (1): 161-166 . arXiv : astro-ph/0503290 . Bibcode : 2005A & A...435..161D . doi : 10.1051/0004-6361:20041989 . S2CID 54547984 .
- 1 2 3 4 "أنواع تغيرات GCVS" . الفهرس العام للنجوم المتغيرة ، معهد شتيرنبرغ الفلكي، موسكو، روسيا . 12 فبراير 2009. تاريخ الاسترجاع: 24 نوفمبر 2010 .
- ↑ "قائمة ألمع نجوم RV Tauri" . AAVSO . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20-11-2010 .(المقال الأصلي)
- 1 2 3 4 5 بودي، أ.؛ كيس، ل. ل. (2019). "الخصائص الفيزيائية لنجوم السرعة الثور المجرية من بيانات غايا DR2" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 872 (1): 60. arXiv : 1901.01409 . Bibcode : 2019ApJ...872...60B . doi : 10.3847/1538-4357/aafc24 .
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 براون، إيه جي إيه ؛ وآخرون ( تعاون جايا ) (أغسطس 2018). " إصدار بيانات جايا 2: ملخص المحتويات وخصائص المسح" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 616. A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .
- 1 2 مانيك، راجيف؛ فان وينكل، هانز؛ كاماث، ديفيكا؛ هيلين، ميشيل. إسكورزا ، آنا (2017). “تأسيس ثنائية بين نجوم Galactic RV Tauri باستخدام قرص ⋆”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 597 : ج129. أرخايف : 1610.00506 . بيب كود : 2017A & A...597A.129M . دوى : 10.1051/0004-6361/201629125 . S2CID 119242786 .
- ↑ فان وينكل، هـ.؛ هريفناك، ب. ج.؛ غورلوفا، ن.؛ جيلين، س.؛ لو، و. (2012-06-01). "IRAS 11472-0800: نجم ثنائي نابض مستنفد للغاية في مرحلة ما بعد AGB" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 542 : A53. arXiv : 1203.3416 . Bibcode : 2012A & A...542A..53V . doi : 10.1051/0004-6361/201218835 . ISSN 0004-6361 .
- 1 2 فيكرز، شين ب.؛ فريو، ديفيد ج.؛ باركر، كوينتين أ.؛ بويتشيتش، إيفان س. (فبراير 2015). "ضوء جديد على نجوم فرع العملاق المقارب في مجرتنا - الجزء الأول: أول فهرس للمسافات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 447 (2): 1673-1691 . arXiv : 1403.7230 . Bibcode : 2015MNRAS.447.1673V . doi : 10.1093/mnras/stu2383 . ISSN 0035-8711 .
- ↑ كيس، إل إل؛ ديريكاس، أ .؛ سابو، جي. إم.؛ بيدينغ، تي آر؛ سزابادوس، إل. (2007-03-01). "تحديد نطاق عدم الاستقرار للنجوم الثنائية النابضة بعد مرحلة AGB من قياسات الضوء ASAS وNSVS" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 375 (4): 1338-1348 . arXiv : astro-ph/0612217 . Bibcode : 2007MNRAS.375.1338K . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11387.x . ISSN 0035-8711 .
روابط خارجية
- GCVS: قائمة النجوم المتغيرة RV
- AAVSO: نظرة سريعة على رصدات AAVSO (احصل على أحدث تقديرات القدر الظاهري)
- أطلس OGLE لمنحنيات ضوء النجوم المتغيرة - نجوم RV Tauri
- متغيرات RV Tauri